星际气体云的速度分布为何受到约束？

ISM中动能以块状/湍流运动形式储存，是正确描述大多数观测星系性质的关键要素。通过使用蒙特卡罗模拟，我们研究了这种能量如何通过超新星注入，以及通过云间碰撞如何耗散，从而推导出相应的ISM速度概率分布函数（PDF）。该PDF关于速度色散模数的函数形式为$$p(v) \propto v^2 \exp[-(v/\sigma)^\beta].$$该PDF的幂律指数仅取决于平均云间碰撞弹性系数<\epsilon>的值，为\beta=2\exp(<\epsilon>-1)。如果已知\beta和气体速度色散\sigma，则通过碰撞耗散的特定动能可得，\propto\sigma^2 \ln(2/\beta)/(\beta-0.947)；在稳态下，这等于来自超新星的能量输入。我们预测，在多相、低金属（Z\approx5\times10^{-3}Z_\odot）ISM中，PDF应接近Maxwell分布（\beta=2），其速度色散\sigma\simgt11 km s^{-1}；而在更金属富集的系统中（Z\simgt5\times10^{-2}Z_\odot），则预计可观察到接近指数型的PDF。这与一系列我们审阅并可能解释的观测结果一致，这些观测结果可能解释了矮星系和星系中不同星际形成模式的差异。